Medio Interestelar ESTRUCTURA GALÁCTICA Y DINÁMICA ESTELAR 11/3/2015. Medio Interestelar (ISM)

Transcripción

1 ESTRUCTURA GALÁCTICA Y DINÁMICA ESTELAR Medio Interestelar (ISM) Dr. César A. Caretta Departamento de Astronomía Universidad de Guanajuato Medio Interestelar 1

2 Emisión Térmica: ley de Planck B λ (T) = 2 h c 2 / λ 5. e (hc) / (λkt) 1 Absorción Reflexión (dispersión) Contenido Radiación campo de radiación estelar (UV-Opt, IR, ) Materia gas [90%] ionizado (regiones HII, nebulosas planetarias, remanentes de SNe) neutro (nubes de HI y medio difuso) molecular (H 2, CO, OH, NH 3, H 2 O, CH 4, ) granos de polvo (C, silicatos, óxidos, hielos, HPAs, ) [10%] dispersión (reflexión) y polarización (campo magnético) de la luz estelar absorción (extinción y enrojecimiento de la luz estelar) emisión térmica rayos cósmicos (p +, e, α, ) 2

3 Campo de Radiación 912 Å Radio: - bremsstrahlung (HII) - sincrotrón (nubes HI, SNe) - líneas (21cm, molec., ) - AGNs CMB: - cuerpo negro (2.725 K) FIR, sub-mm - polvo (Galaxia, SFGs) NIR, opt. - estrellas (Gal., otras gal.) UV -estrellas O, B Scott Å Rayos-X, rayos-γ - AGNs (predominante) - fuentes Galácticas (binarias, reman. compact.) - rayos cósmicos (π 2γ) Gas neutro El elemento más abundante hidrógeno neutro (HI) forma nubes de baja densidad (brazos espirales, n HI 1-2 cm 3 ) y llena el espacio inter-nubes (n disminuye con R, n HI, Ro 0.7 cm 3 ) M HI, VL M línea de 21.1 cm (1,420 MHz) nivel hiperfino (spin) poblado colisionalmente predicha en 1945 por H.C. van de Hulst y observada en 1951 por primera vez Líneas de otros elementos absorción, est. fundamental UV HI OI NI HI CI OI CI SiI MgI Opt NaI (D2) NaI (D1)

4 El cielo en radio (6 antenas, 1420 MHz = 21cm) hidrógeno neutro (transición de spin) 4

5 Magellanic Stream SMC (61 kpc) LMC (52 kpc) Gas ionizado Fotoionización por UV Regiones HII (formación de estrellas) asociadas a estrellas jóvenes calientes (O, B), T 30,000 50,000 K disco extremo también HeII y metales ionizados gigantes ( 100 pc), clásicas ( 10 pc), compactas ( 1 pc), morfología: cometaria, esférica-nuclear, cascara o irregular v térmica 10 km/s M42 - Orión NGC Cono NGC 0346 (SMC) 5

6 Wood & Churchwell 1989 M16 - Águila 6

7 Gas ionizado IC 4406 Neb. Cuadrada Fotoionización por UV Nebulosas Planetarias (etapas finales) eyectadas por estrellas de 0.8 hasta 8 M (entre gigantes rojas, AGB, y enanas blancas) predominantemente en el halo simetría esférica o bipolar T 30, ,000 K v expansión 25 km/s NGC 7293 Hélix NGC 6543 Ojo de Gato NGC 6826 Excitación colisional Remanentes gaseosos de SNe (etapas finales) estrellas masivas (M 10 M ) disco extremo normalmente asociada a pulsar y radiación sincrotrón v expansión 300-6,000 km/s Ionización por rayos cósmicos Líneas de recombinación Excitación e ionización del MIS M01 - Cangrejo 7

8 Gas molecular Molécula más abundante: H 2 encontrada en nubes más densas y frías detectada por primera vez en 1970 presentan transiciones electrónicas (UV), vibracionales (IR, 2 µm), rotacionales (microondas o milimétrico) y de cuadropolo eléctrico (28 µm) usualmente están asociadas al polvo (que protege del UV y sirve como soporte) Nubes Moleculares Gigantes (GMCs): M M (Ej: Orión) Otras moléculas importantes: CO (2da. más abundante), H 2 O, OH y NH 3 CO (2.6 mm) es trazador de H 2 (abundancia 10 4 veces la de H 2 ) Anillo de CO de la VL: 3-7 kpc H 2 O (abundancia 10 6 ) y OH (10 7 ) son usualmente trazado por emisión máser Moléculas orgánicas la mayor parte de las más de 130 moléculas encontradas en nubes moleculares son moléculas orgánicas: hidretos, óxidos, sulfetos, aldehídos, alcoholes, éteres, moléculas cíclicas y radicales. poseen entre 2 y 13 átomos la mayor parte es eléctricamente neutra Moléculas Interestelares Conocidas (en Mayo 2002) H 2 H 2 O NH 3 SiH 4 CH 3 OH CH 3 COH CH 3 CO 2 H CH 3 CH 2 OH OH H 2 S H 3 O + CH 4 NH 2 CHO CH 3 NH 2 HCO 2 CH 3 (CH 3 ) 2 O SO SO 2 H 2 CO CHOOH CH 3 CN CH 3 CCH CH 3 C 2 CN CH 3 CH 2 CN SO + HN + 2 H 2 CS HCCCN CH 3 NC CH 2 CHCN C 7 H H(CC) 3 CN SiO HNO HNCO CH 2 NH CH 3 SH HC 4 CN H 2 C 6 H(CC) 2 CH 3 SiS SiH 2? HNCS NH 2 CN C 5 H C 6 H C 8-? C 8 H FeO? H 2 D + CH 2 D +? CH 2 CN C 5 S? l-h 2 C 2 HOH CH 2 OHCHO C - 9? NO NH 2 CCCN H 2 CCO HC 2 CHO c-ch 2 OCH 2 l-hc 6 H NS H + 3 HCO + 2 C 4 H CH 2 =CH 2 C - 7 HCl NNO l-ccch c-c 3 H 2 H 2 CCCC NaCl HCO c-ccch l-h 2 CCC HC 3 NH + 10 KCl HCO + CCCO C 5 C 5 N CH 3 COCH 3 AlCl OCS CCCS SiC 4 C - 6? CH 3 (CC) 2 CN? AlF CCH HCCH H 3 CO + (CH 2 OH) 2? PN HCS + HCNH + HCCNC SiN c-sicc HCCN HNCCC 11 NH CCO H 2 CN H(CC) 4 CN SH CO 2 c-sic 3 HD AlNC 12 HF SiCN C 6 H 6 CH CCS CH + C 3 13 CN MgNC H(CC) 5 CN CO NaCN CS CH 2 C 2 MgCN SiC HOC + Orgánicas CP HCN Inorgánicas CO + HNC KCN? Total: 136 8

9 Granos de polvo Propiedades de los granos composición química grafitos (C): absorción en UV (λ = 2175 Å) silicatos (de Mg: MgSiO 3, olivino: Mg 2 SiO 4, y de Fe: Fe 2 SiO 4 ): emisión en 9.7 µm y 18 µm carbeto de Si (SiC): emisión en IR (λ 10 µm) óxidos (SiO, FeO y Al 2 O 3 ) hielos (H 2 O, CO, amónia:nh 3, y alcohol metílico:ch 3 OH): bandas de absorción cerca de 3 µm HPAs: bandas de emisión en IR (0.96, 3.3, 6.2, 7.7, 8.6 y 11.3 µm), el primero es el píreno (9577 y 9632 Å) dimensiones grafitos: 5-1,000 nm silicatos: 25-1,250 nm Granos de polvo Absorción interestelar (nebulosas oscuras) extinción (A λ ) enrojecimiento: exceso de color [E(B-V), por ej.] opt Dispersión de la luz estelar (nebulosas de reflexión) UV λ [µm]

10 M45 Pléyades Rigel IC 2118 Bruja 10

11 Granos de polvo Polarización y el Campo Magnético Galáctico descubierta por Hiltner y Hall en 1949 la luz de estrellas enrojecidas presenta, generalmente, una polarización lineal implica que los granos deben ser elongados y sujetos a alguna alineación dicha alineación se supone es producida por campos magnéticos, muy probablemente por el Campo Magnético Galáctico ( 1-5 µg) esa estimación es confirmada por mediciones del Efecto Zeeman (en la línea de 21 cm), la rotación de Faraday y la radiación sincrotrón. Emisión térmica del polvo emisión térmica desde el IR cercano (1 µm), con máximo en el infrarrojo lejano (140 µm), llegando a microondas (10-60 GHz). El cielo en el infrarrojo lejano (sat. IRAS, 100 µm) emisión de polvo caliente (regiones de formación estelar) 11

12 Rayos cósmicos p + 90% α 9% β + γ 1% Fases densidad temperatura presión (cm 3 ) (K) (Pa) gas coronal (y MIG) medio difuso inter-nubes nubes atómicas ( 10 pc) regiones ionizadas regiones HII ( 10 pc) nebulosas planetarias (< 0.5 pc) remanentes de SNe nubes moleculares vacío de laboratorio 10 7 aire agua

13 Tarea 7: Tiempo para terminar las tareas anteriores e prepararse para el primer parcial 13